Jacques Delabrouille CNRS, Laboratoire PAC, Paris
Polarisa(on du fond
cosmologique
• Pe(te histoire de l'Univers
• Fond de rayonnement cosmologique
• Polarisa(on
• Univers primordial et infla(on
• Len(lles gravita(onnelles
• Observa(ons futures
• Conclusion
Plan de l'exposé
• Dense et chaud
• Homogène
• Dilué et froid
• Structuré t = 0
expansion gravité
t ≈ 13.8 milliards d'années
L'expansion L'expansion
L'expansion : les clefs de la découverte
Clef numéro 1 : l'effet Doppler Chris6an Doppler (1842)
Postule que la longueur d'onde d'une onde dépend du mouvement rela(f de la source d'émission et de l'observateur. Il l'applique à l'observa(on d'étoiles doubles pour tenter d'expliquer leur différence de couleur.
L'expansion : les clefs de la découverte
Clef numéro 2 : spectroscopie Vesto Slipher (1912)
Vesto Slipher observe par spectroscopie que les raies d'émission des galaxies sont décalées vers le rouge: (presque) toutes les galaxies semblent s'éloigner de nous, plus ou moins vite !
Décalage vers le bleu Au repos
Décalage vers le rouge
Bleu Rouge
Bleu Rouge
Bleu Rouge
Bleu Rouge
Galaxie 1
Galaxie 2
Raies spectrales de l'Hydrogène (en laboratoire)
Galaxie venant vers l'observateur
Galaxie au repos par rapport à l'observateur
L'expansion : les clefs de la découverte
Clef numéro 3 : Les Céphéides HenrieNa LewiN (1912)
Les céphéides (un type d'étoiles variables – géantes rouges instables) ont une période propor(onnelle à leur luminosité.
En mesurant la période (facile) d'étoiles lointaines on a accès à leur luminosité intrinsèque.
En mesurant leur luminosité apparente (directement observée) on en déduit leur distance, et donc la distance de la galaxies hôte !
Tiré de Nick Strobel's Astronomy notes
Céphéides (type I)
Céphéides (type II) RR Lyrae
Luminosité intrinsèque (L SOLEIL)
Courbe de lumière de δ Cephei
1929
L'expansion
L'expansion
L'expansion
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• Fond de rayonnement cosmologique
• Polarisa(on
• Univers primordial et infla(on
• Len(lles gravita(onnelles
• Observa(ons futures
• Conclusion
Plan de l'exposé
T ≈ 1 MeV T ≈ 0.25 eV t ≈ 380.000 yr
e
n p
D+
He++
H+
D
He
H
1 eV = 1,6 10-‐19 Joule = 11 600 Kelvin
(Température telle que kT = 1 eV)
Ionisation de l'atome d'Hydrogène : 13,6 eV Energie de liaison du Deuterium : 2,2 MeV
T ≈ 50 keV
Une brève histoire des atomes
Nucléosynthèse primordiale
=
"Recombinaison"
forma(on des atomes =
p
Une brève histoire des atomes
e
n
D+
He++
H+
He
H
UNIVERS
OPAQUE UNIVERS
TRANSPARENT
Emission of d'un rayonnement fossile : le fond diffus cosmologique
(Cosmic Microwave Background – CMB)
Le fond cosmologique
p e
n
D+
He++
H+
He
H
Vous êtes ici
maintenant
avant
encore avant
Plus loin
= Plus loin dans l'espace et dans le temps
Regarder le passé
Espace
(ici à 2 dimensions) temps
cosmique
Regarder le passé AVANTAGE
On peut voir le passé !!
Regarder le passé
INCONVÉNIENT
On ne peut voir que le passé !!
(et en plus, pas ici)
Rayonnement émis quand l'univers avait
380.000 ans
1964: Arno Penzias & Robert Wilson découvrent le
Fond diffus cosmologique
Un rayonnement homogène (extragalactique)
Une confirmation spectaculaire du scenario de Big-‐Bang chaud !
Penzias & Wilson 1964
La découverte (il y a 50 ans)
La température observable dépend de
-‐ de la température intrinsèque -‐ de la gravité locale
-‐ des vitesses
Photosphère
à l'extérieur, la lumière se propage librement
à l'intérieur, la lumière interagit avec la ma(ère.
Il y a diffusion, comme dans
un nuage…
INFLATION
Perturba(ons ini(ales
découplage
Ma(ère : Effondrement gravita(onnel
???
Un brève histoire des structures
Photons : libre propaga(on
Evolu(on : le fluide tombe dans les surdensités, la pression du rayonnement s'oppose à cet
"effondrement gravita(onnel"
Fond cosmologique
premièresétoiles
maintenant avant
ici loin
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• Fond de rayonnement cosmologique
• Polarisa(on
• Univers primordial et infla(on
• Len(lles gravita(onnelles
• Observa(ons futures
• Conclusion
Plan de l'exposé
Force électrique
q q �
F ∝ qq � r 2
Deux par(cules chargées
Champ électrique
q E � q �
Champ électrique
q q �
F � = q � E �
E �
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
q(z, t)
Distribu(on de charges
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2
E �
1Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2
E �
2E �
1Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2 E �
E �
2E �
1Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2 E �
Dans le plan du dessin
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2 E �
Dans le plan du dessin
?
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2 E �
Dans le plan du dessin
?
E �
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2 E �
Dans le plan du dessin
E �
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
q(z, t)
Distribu(on de charges
Champ créé par une "antenne"…
Antenne
Distribu(on de charges
q (z ) q 1
q 2
E �
Symétrie …
Antenne
q 1 q 2 E �
Le système est à
symétrie de révolu(on
Antenne en émission…
Antenne parcourue par un courant (déplacement de charges)
E �
q 1
q 2 = − q 1
Ondes électromagné(que
champ électrique
champ magnéHque
A chaque posiHon de l'espace sont associés un champ électrique E et un champ magnéHque B qui varient au cours du temps :
E � (x, y, z, t)
E� B�
L'onde est émise par des charges en mouvement.
Le champ magnéHque est (en général) perpendiculaire
au champ électrique…
λ
q1
q2 =−q1
Des antennes d'émission radio
Antenne
q(z, t)
Distribu(on de charges
Radio
Voix du Nord
L'onde se propage
champ électrique
champ magnéHque
x y
EXEMPLE : Onde plane monochromaHque
E � = E �
y0sin 2π � z
λ − ν t �
λ
L'onde se propage
champ électrique
champ magnéHque
La direcHon moyenne du champ électrique sert à définir la noHon de POLARISATION de l'onde.
Ici polarisaHon VERTICALE (selon y)
x y
EXEMPLE : Onde plane monochromaHque
E � = E �
y0sin 2π � z
λ − ν t �
λ
λ = c ν
longueur
d'onde fréquence
vitesse de la lumière
Une propriété du rayonnement électromagné(que
ver(cal horizontal angle
quelconque
La polarisa(on
Pe(te parenthèse mathéma(que
E � =
� E x E y
�
=
� E 1 e iφ
xE 2 e iφ
y�
Matrice de cohérence de l'onde
� � E x E ¯ x � �
E x E ¯ y �
� E y E ¯ x � �
E x E ¯ y �
�
� =
E 1 2 E 1 E 2 �
e i(φ
x− φ
y) � E 1 E 2 �
e i(φ
y− φ
x) �
E 2
moyenne sur un temps
�
long devant la période (à un endroit donné)
Pe(te parenthèse mathéma(que
E � =
� E x E y
�
=
� E 1 e iφ
xE 2 e iφ
y�
Matrice de cohérence de l'onde
� � E x E ¯ x � �
E x E ¯ y �
� E y E ¯ x � �
E x E ¯ y �
�
� =
E 1 2 E 1 E 2 �
e i(φ
x− φ
y) � E 1 E 2 �
e i(φ
y− φ
x) �
E 2
�
Pe(te parenthèse mathéma(que
E � =
� E x E y
�
=
� E 1 e iφ
xE 2 e iφ
y�
Matrice de cohérence de l'onde
� � E x E ¯ x � �
E x E ¯ y �
� E y E ¯ x � �
E x E ¯ y �
�
=
1 2
� I + Q U + iV U − iV I − Q
�
• Intensité totale:
Ex(t) Ey(t)
x’
y’
α
• Polarisa(on linéaire:
• Signal mesuré après un polariseur:
Paramètres de Stokes
I = �
� E x 2 � + � E y 2 � � Q = �
� E x 2 � − � E y 2 � � U = �
� E x 2
�� − � E y 2
�� �
m = 1
[I + Q cos 2α + U sin 2α]
La polarisa(on
lumière non polarisée
La polarisa(on
lumière non polarisée
lumière complètement
polarisée
La polarisa(on
lumière par(ellement
polarisée
La polarisa(on
La lumière directe est un peu aVénuée La lumière réfléchie
est fortement polarisée La lumière naturelle
n'est pas polarisée
Les luneVes ne transmeVent que la polarisaHon
verHcale
Le reflet est fortement aVénué
Un seul mécanisme d'émission : Diffusion Thomson
(plus simple que la température)
La polarisa(on du fond cosmologique
Diffusion
sur un électron libre
Rayonnement venant
de la gauche
Un seul mécanisme d'émission : Diffusion Thomson
(plus simple que la température)
La polarisa(on du fond cosmologique
L'électron oscille de haut en bas sous l'effet du champ électrique verHcal
Rayonnement venant
de la gauche
Un seul mécanisme d'émission : Diffusion Thomson
(plus simple que la température)
La polarisa(on du fond cosmologique
Il réémet dans la direcHon de l'observateur une onde
polarisée verHcalement
Rayonnement venant
de la gauche
Un seul mécanisme d'émission : Diffusion Thomson
(plus simple que la température)
σ
T∝ |ε
i.ε
o|
2La polarisa(on du fond cosmologique
Polarisa(on par diffusion
Thomson
La polarisaHon sonde
l'excès moyen de rayonnement
transverse
à l'époque de
dernière diffusion
La polarisa(on du fond cosmologique
Phase de compression dans une surdensité
La polarisa(on du fond cosmologique
Phase de compression dans une surdensité
La polarisa(on du fond cosmologique
Phase de dépression dans une surdensité
La polarisa(on du fond cosmologique
Autour des points chauds et froids du fond cosmologique devraient être observées préféren(ellement des structures de polarisa(on radiales et/ou tangen(elles.
La polarisa(on du fond cosmologique
C'est le cas en moyenne (ici moyenne de 10000 "points chauds" observés par Planck pendant la première année de prise de données)
Parenthèse (un peu) technique
Rela(vité Générale : Les fluctua(ons de densité sont des perturba(ons de la métrique de l'espace temps.
Il en existe de plusieurs types
Par exemple les ondes gravita(onnelles !
• Fluctua(on de la courbure de l’espace-‐temps se propageant à la vitesse de la lumière
– Modifica(on de la métrique ⇒ modifica(on de l’étalon de longueur – Les distances séparant des masses libres changent !
• Une onde quelconque est la superposi(on de deux états indépendants
– Effet sur des masses libres disposées en cercle
y z x temps
une période de l’onde état
état
Ondes gravita(onnelles
L'interféromètre Virgo
Pour en savoir plus…
Parenthèse (un peu) technique
bleu = plus chaud rouge = plus froid
La polarisa(on du fond cosmologique
La polarisa(on du fond cosmologique
parité paire
parité impaire
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• Fond de rayonnement cosmologique
• Polarisa(on
• Univers primordial et infla(on
• Len(lles gravita(onnelles
• Observa(ons futures
• Conclusion
Plan de l'exposé
INFLATION
Perturba(ons ini(ales
découplage
Ma(ère : Effondrement gravita(onnel
???
Un brève histoire des structures
Photons : libre propaga(on
Evolu(on : le fluide tombe dans les surdensités, la pression du rayonnement s'oppose à cet
"effondrement gravita(onnel"
Perturba(ons ini(ales - scalaires (densité)
- tensorielles (ondes gravita(onnelles) dépendent de la physique de l'infla(on
• indice spectral scalaire
• varia(on en fn de l'échelle
• rapport tenseur/scalaire
• tensor spectral index
r = T /S n
Tn
S− 1
dnS
d lnk
Univers primordial : physique à ≈10 16 GeV
AT/As à une échelle donnée r = -‐8nT pour les modèles d'infla(on "à roulement lent"
y a t'il autant de fluctua(ons à toutes les échelles?
P t (k) = A t k n
tP s (k) = A s k (n
s− 1)
Parenthèse : spectres et analyse harmonique
SPECTRE : Puissance en fonc(on de l'échelle (la taille physique) Analyse de Fourier (analyse harmonique)
Puissance
échelle (ou fréquence)
Cours fil rouge de Sébas(en Renaux-‐Petel
Univers primordial : physique à ≈10 16 GeV
P s (k ) = A s k (n
s− 1)
ln k ln P
SPECTRE : Puissance en fonc(on de l'échelle (la taille physique) Analyse de Fourier (analyse harmonique)
Univers primordial : physique à ≈10 16 GeV
Ps(k) = Ask(ns−1)
lnk lnP
Scalaires
lnk lnP
Pt(k) = Atknt
Tenseurs
Température (Intensité)
Polarisa(on E
Polarisa(on B ?
Polarisa(on B
Analyse harmonique sur la sphère
Planck a détecté les anisotropies
C
lT TC
lBBC
lEEr = 0.1 r = 0.01
C
lBBModes B primordiaux
Bruit Planck Objec(f: Modes B du CMB (primordiaux et len(lle gravita(onnelle)
Polarisa(on du CMB
Planck a détecté les modes E
TE
EE
Courbes rouges: predic(on basée seulement sur l'analyse de l'intensité (i.e. température).
Planck a détecté les modes E
Détec(on de modes B !?
BICEP2
POLARBEAR
1% du ciel
Deux expériences pour mesurer la polarisa(on depuis le sol
Détec(on de modes B !?
Compa(ble avec r = 0.2 !?
C l T T
C l BB C l EE
r = 0.1 r = 0.01
C l BB
Len(lles
Ondes
gravita(onnelles primordiales BICEP2
Pre-‐BICEP2: Planck contraint l'infla(on
Planck 2013 results. XXII.
r=0.2 impossible
Planck 2013 results. XXII.
and
BICEP2, arXiv:1403.3985
Extensions du modèle
r=0.2
running dnS /dlnk ≠ 0
Emission d'avant-‐plan
Virgo A (M87) et amas de la Vierge
Tau A (Crabe) Amas de Coma
Andromède M 31
Anisotropies du fond cosmologique Brehmstrahlung (free-‐free) Cen A Poussière galacHque
Paramètre de Stokes Q à 353 GHz (Planck collabora(on, PIP XIX).
From 350 to 150 GHz: ×0.062 ; From MJy/sr to uK @ 150 GHz: ×2500 21% of sky
masked
Contamina(on par la poussière
• Deux images de l'émission de poussières centrées sur le nuage de Polaris.
• L'image de gauche montre les lignes de champ magné(que galac(que, déduite de l'émission de poussière polarisée observée par le satellite Planck à une résolu(on de 15’, superposées à une carte d'intensité observée par Planck pour un champ de 30 X 30 degrés.
• A droite, un zoom de l'émission de poussières telles que vues par la mission Herschel, lissées à une
Contamina(on par la poussière C l T T
C l BB C l EE
r = 0.1 r = 0.01
C l BB
BICEP2 150 GHz dust ClBB
PSM 10-‐80% fsky
Quel objec(f ?
FUTUR
PLANCK
FUTUR
What drives infla(on?
EE TT BB
FUTUR
r = 10-‐2 r = 10-‐3 r = 10-‐4
Bruit de PLANCK
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• Observa(ons futures
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Plan de l'exposé
CMB
CMB : effet de len(lle gravita(onnelle
Univers primordial
Physique à ≈ 10
16GeV z ≈ 1-‐3
Len(lles gravita(onnelles C l T T
C l BB C l EE
r = 0.1 r = 0.01
C l BB
Len(lles
C l T T
C l BB C l EE
r = 0.1 r = 0.01
C l BB
Σmν = 0 eV Σmν = 1.5 eV BICEP2
Contraindre la masse des neutrinos
Secteur des neutrinos
3.046
Secteur des neutrinos
3.046
m3
m2 m1
m2 m1 m3
Masse totale
> 60 meV
Masse totale
> 100 meV
NORMALE
INVERSÉE
Secteur des neutrinos
3.046
Une future mission pourrait mesurer
la hiérarchie des neutrinos
m3
m2 m1
m2 m1 m3
Masse totale
> 60 meV
Masse totale
> 100 meV
NORMALE
INVERSÉE
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• Observa(ons futures
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Plan de l'exposé
r=0.1
r=0.001 r=0.01 TT
EE
Planck
galactic foregrounds 200GHz galactic foregrounds 100GHz
fsky=75%
fsky=25%
r=0.1
r=0.001 r=0.01 TT
EE
Planck
Objec(f premier : aƒeindre r ≈ 2-‐3 × 10
-‐3à 5σ.
Ceci est possible mais nécessite de corriger aux grandes échelles de l'effet de len(lle gravita(onnelle.
Sensibilité entre 1.5 et 2.5 μK.arcmin
≈ 2000-‐6000 détecteurs dans l'espace.
Résolu(on angulaire au CMB entre 4' et 6'
(Télescope de classe ≈ 1.5 m, semblable à Planck).
Assez de bandes de fréquence (15-‐20) pour séparer de façon très précise CMB et émissions d'avant-‐plan.
Quelle mission spa(ale ?
Concept
Résoudre les modes B du CMB
≈ 4-‐6' de résolu(on
S/N = 2-‐3 par mode B de len(lle
σ
P= 1.7-‐2.5 μK.arcmin sur ≈ 100% du ciel Contrôle des effets systéma(ques
pour la mesure de polarisa(on
Contrôle/sépara(on des avant plans
Une mission dimensionnée pour la mesure de la polarisaHon du Fond Cosmologique (et spécifiquement les modes B, primordiaux et lenHlle)
Télescope de classe 1.5m
≈ 6' à 135 GHz; ≈ 4' à 200 GHz
De ≈ 2500 (baseline) à 5000 (extension) détecteurs à ≈ 100 mK
Orbite L2; Redondance et modula(on de polarisa(on par stratégie de balayage
15-‐20 bandes de fréquence
Performance / caractérisIque requise SoluIon technique
• Orbite et stratégie de balayage
– Besoins en hydrazine pour maintenir la précession (masse) – compromis avec hydrazine disponible pour injec(on en orbite
– Besoin d'une antenne déspinnée pour la transmission des données
• Taille du télescope
– Lanceur Soyouz (mission moyenne)
• Détecteurs cryogéniques
– Chaîne de refroidissement complexe et coûteuse
Eléments dimensionnants
Orbite et Stratégie de Balayage
Précession
≈ 4 jours Rota(on
≈ 1 minute Révolu(on
≈ 1 an Illumina(on
Solaire
L2 Terre
Lune Soleil
ConfiguraIon de base : 50% du ciel couvert tous les 4 jours avec une
sensibilité et résoluHon angulaire meilleures que
Planck HFI, dans ≈20 bandes de fréquence.
Mission nominale: 3 ans
Précession
(période Tprec ≈ 4 jours) RotaHon
(période Tspin ≈ 1 minute)
Axe opHque
α=45°
β=45°
Illumina(on solaire Terre au
maximum
OpImisaIon des paramètres
Précession an(-‐solaire pour stabilité thermique;
Contraintes sur α :
-‐ température de la charge u(le -‐ puissance panneaux solaires
Contraintes sur θEarth :
-‐ transmission des données -‐ lumière parasite
Contraintes sur β :
-‐ ciel complet (α+β ≥ 90°)
Contraintes sur Tspin :
-‐ cadence d'échan(llonnage -‐ flot de données
Contraintes sur Tprec :
-‐ échan(llonnage cross-‐scan
Terre au maximum
θ
EarthSatellite
Télescope Grégorien hors-‐axe Diamètre projeté 1.5 m Refroidissement passif T ≤ 60K
Plan focal Ø = 50 cm
Panneaux solaires déployables;
Puissance 2073 W (compris 10% marge) Ecran interne rigide
(Aluminium) T ≤ 60 K
3 écrans externes (MLI / kapton
sur structure légère fixe) T ≈ 200, 150, 100 K
Module de service Masse totale 1958 kg
Lanceur : Soyouz
Le satellite est conçu / adapté pour un lancement Soyouz à L2 depuis Kourou.
Masse totale ≤ 2160 kg (marge comprise)
Diamètre hors-‐tout en configura(on lancement ≤ 3.80 m.
Panneaux solaires déployables nécessaires.
Un lanceur Ariane 6 conviendrait également, et permeƒrait de reconfigurer les panneaux solaires et les écrans.
-‐ marge supplémentaire sur la puissance disponible -‐ op(misa(on du refroidissement passif
-‐ marge supplémentaire pour la configura(on op(que
Un lanceur Vega n'est pas compa(ble avec les besoins de la mission.
